Star Colors and Temperatures

Jasem Mutlaq

Les étoiles apparaissent être exclusivement blanches au premier coup d'œil. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter une plage de couleurs : bleu, blanc, rouge et même doré. Dans la constellation d'hiver d'Orion, un beau contraste se voit entre la rouge Bételgeuse au coude d'Orion et la bleue Bellatrix à l'épaule. Ce qui fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère jusqu'à il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension de la nature de la lumière et des propriétés de la matière aux très hautes températures.

Specifically, it was the physics of blackbody radiation that enabled us to understand the variation of stellar colors. Shortly after blackbody radiation was understood, it was noticed that the spectra of stars look extremely similar to blackbody radiation curves of various temperatures, ranging from a few thousand Kelvin to ~50,000 Kelvin. The obvious conclusion is that stars are similar to blackbodies, and that the color variation of stars is a direct consequence of their surface temperatures.

Les étoiles froides (c'est-à-dire de types spectraux K et M) rayonnent le plus gros de leur énergie dans les régions rouges et infrarouges du spectre électromagnétique et ainsi apparaissent rouges, alors que les étoiles chaudes (c'est-à-dire de types spectraux O et B) émettent surtout dans les longueurs d'onde bleues et violettes, les faisant apparaitre bleues ou blanches.

Pour estimer la température de surface d'une étoile, nous pouvons utiliser la relation connue entre la température du corps noir et la longueur d'onde de la lumière dans les pics spectraux. C'est-à-dire que lorsque vous augmentez la température d'un corps noir, le pic de son spectre se déplace vers les longueurs d'onde (plus courtes) bleues de la lumière. Cela est illustré dans la figure 1 où l'intensité de trois étoiles hypothétiques est reliée aux longueurs d'onde. L'arc-en-ciel indique la zone de longueur d'onde qui est visible pour l'œil humain.

Figure 1

This simple method is conceptually correct, but it cannot be used to obtain stellar temperatures accurately, because stars are not perfect blackbodies. The presence of various elements in the star's atmosphere will cause certain wavelengths of light to be absorbed. Because these absorption lines are not uniformly distributed over the spectrum, they can skew the position of the spectral peak. Moreover, obtaining a usable spectrum of a star is a time-intensive process and is prohibitively inefficient for large samples of stars.

An alternative method utilizes photometry to measure the intensity of light passing through different filters. Each filter allows only a specific part of the spectrum of light to pass through while rejecting all others. A widely used photometric system is called the Johnson UBV system. It employs three bandpass filters: U ("Ultra-violet"), B ("Blue"), and V ("Visible"); each occupying different regions of the electromagnetic spectrum.

The process of UBV photometry involves using light sensitive devices (such as film or CCD cameras) and aiming a telescope at a star to measure the intensity of light that passes through each of the filters individually. This procedure gives three apparent brightnesses or fluxes (amount of energy per cm² per second) designated by Fu, Fb, and Fv. The ratio of fluxes Fu/Fb and Fb/Fv is a quantitative measure of the star's "color", and these ratios can be used to establish a temperature scale for stars. Generally speaking, the larger the Fu/Fb and Fb/Fv ratios of a star, the hotter its surface temperature.

Par exemple, l'étoile Bellatrix dans Orion a un Fb/Fv = 1,22 qui indique qu'elle est plus brillante à travers le filtre B qu'à travers le filtre V. Par ailleurs, son rapport Fu/Fb est 2,22 et donc elle est plus brillante à travers le filtre U. Cela indique que l'étoile doit être très chaude, car la position de son pic spectral doit être quelque part entre la plage du filtre U ou une longueur d'onde encore plus courte. La température de surface de Bellatrix (ainsi déterminée grâce à la comparaison de son spectre avec des modèles détailles expliquant les lignes d'absorption) est d'environ 25 000 degrés Kelvin.

Nous pouvons répéter cette analyse pour l'étoile Bételgeuse. Ses rapports Fb / Fv et Fu / Fb sont respectivement 0,15 et 0,18 et ainsi elle est plus lumineuse en V et plus sombre en U. Son pic spectral doit donc être quelque part dans la zone du filtre V, ou même à une longueur d'onde plus grande. La température de surface de Bételgeuse est seulement 2 400 degrés Kelvin.

Astronomers prefer to express star colors in terms of a difference in magnitudes, rather than a ratio of fluxes. Therefore, going back to blue Bellatrix we have a color index equal to

B - V = -2.5 log (Fb/Fv) = -2.5 log (1.22) = -0.22

De même, l'indice de couleur pour la rouge Bételgeuse est

B - V = -2.5 log (Fb/Fv) = -2.5 log (0.18) = 1.85

The color indices, like the magnitude scale, run backward. Hot and blue stars have smaller and negative values of B-V than the cooler and redder stars.

Un astronome peut alors utiliser l'indice de couleur pour une étoile, après correction pour rougissement et extinction interstellaire pour obtenir une température précise de l'étoile. La relation entre B-V et la température est illustrée dans la figure 2.

Figure 2

Le Soleil avec une température de surface de 5 800 K a un indice B-V de 0,62.